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Mira variable

Mira, el prototipo de las variables Mira

Las variables Mira / ˈ m aɪ r ə / (nombradas así por la estrella prototipo Mira ) son una clase de estrellas pulsantes caracterizadas por colores muy rojos, períodos de pulsación mayores a 100 días y amplitudes mayores a una magnitud en el infrarrojo y 2,5 magnitudes en longitudes de onda visuales. [1] Son gigantes rojas en las últimas etapas de la evolución estelar , en la rama asintótica gigante (AGB), que expulsarán sus envolturas externas como nebulosas planetarias y se convertirán en enanas blancas dentro de unos pocos millones de años.

Las variables Mira son estrellas lo suficientemente masivas como para haber sufrido fusión de helio en sus núcleos, pero que tienen menos de dos masas solares , [2] estrellas que ya han perdido aproximadamente la mitad de su masa inicial. [ cita requerida ] Sin embargo, pueden ser miles de veces más luminosas que el Sol debido a sus envolturas muy grandes y distendidas. Son pulsantes debido a que toda la estrella se expande y se contrae. Esto produce un cambio en la temperatura junto con el radio, ambos factores causan la variación en la luminosidad . La pulsación depende de la masa y el radio de la estrella y existe una relación bien definida entre el período y la luminosidad (y el color). [3] [4] Las amplitudes visuales muy grandes no se deben a grandes cambios de luminosidad, sino a un desplazamiento de la salida de energía entre las longitudes de onda infrarrojas y visuales a medida que las estrellas cambian de temperatura durante sus pulsaciones. [5]

Curva de luz de χ Cygni .

Los primeros modelos de las estrellas Mira asumieron que la estrella permanecía esféricamente simétrica durante este proceso (en gran parte para mantener el modelado computacional simple, en lugar de por razones físicas). Un estudio reciente de las estrellas variables Mira encontró que el 75% de las estrellas Mira que pudieron ser resueltas usando el telescopio IOTA no son esféricamente simétricas, [6] un resultado que es consistente con imágenes previas de estrellas Mira individuales, [7] [8] [9] por lo que ahora hay presión para hacer un modelado tridimensional realista de las estrellas Mira en supercomputadoras. [10]

Las variables Mira pueden ser ricas en oxígeno o en carbono. Las estrellas ricas en carbono, como R Leporis, surgen de un conjunto estrecho de condiciones que anulan la tendencia normal de las estrellas AGB a mantener un excedente de oxígeno sobre el carbono en sus superficies debido a los dragados . [11] Las estrellas AGB pulsantes, como las variables Mira, experimentan fusión en capas alternas de hidrógeno y helio, lo que produce una convección profunda periódica conocida como dragados . Estos dragados traen carbono de la capa de combustión de helio a la superficie y darían como resultado una estrella de carbono. Sin embargo, en estrellas por encima de unos 4  M ☉ , se produce la combustión del fondo caliente. Esto es cuando las regiones inferiores de la región convectiva son lo suficientemente calientes como para que tenga lugar una fusión significativa del ciclo CNO que destruye gran parte del carbono antes de que pueda ser transportado a la superficie. Por lo tanto, las estrellas AGB más masivas no se vuelven ricas en carbono. [12]

Las variables Mira están perdiendo masa rápidamente y este material a menudo forma capas de polvo alrededor de la estrella. En algunos casos, las condiciones son adecuadas para la formación de máseres naturales . [13]

Un pequeño subconjunto de las variables Mira parece cambiar su período con el tiempo: el período aumenta o disminuye en una cantidad sustancial (hasta un factor de tres) en el transcurso de varias décadas a unos pocos siglos. Se cree que esto es causado por pulsos térmicos , donde la capa de helio vuelve a encender la capa exterior de hidrógeno . Esto cambia la estructura de la estrella, que se manifiesta como un cambio en el período. Se predice que este proceso sucederá en todas las variables Mira, pero la duración relativamente corta de los pulsos térmicos (unos pocos miles de años como máximo) durante la vida de la rama gigante asintótica de la estrella (menos de un millón de años), significa que solo lo vemos en algunas de las miles de estrellas Mira conocidas, posiblemente en R Hydrae . [14] La mayoría de las variables Mira exhiben ligeros cambios de ciclo a ciclo en el período, probablemente causados ​​por un comportamiento no lineal en la envoltura estelar, incluidas las desviaciones de la simetría esférica. [15] [16]

Las variables Mira son objetivos populares para los astrónomos aficionados interesados ​​en las observaciones de estrellas variables , debido a sus dramáticos cambios en el brillo. Algunas variables Mira (incluida la propia Mira ) tienen observaciones confiables que se remontan a más de un siglo. [17]

Visualización de la variable tipo Mira
Visualización de la variable tipo Mira

Lista

La siguiente lista contiene variables Mira seleccionadas. A menos que se indique lo contrario, las magnitudes indicadas están en la banda V y las distancias son del catálogo de estrellas Gaia DR2 . [18]

Véase también

Referencias

  1. ^ Mattei, Janet Akyuz (1997). "1997JAVSO..25...57M Página 57". Revista de la Asociación Americana de Observadores de Estrellas Variables (Jaavso) . 25 (2): 57. Código Bibliográfico :1997JAVSO..25...57M . Consultado el 23 de febrero de 2023 .
  2. ^ Ireland, MJ; Scholz, M.; Tuthill, PG; Wood, PR (diciembre de 2004). "Pulsación de variables Mira de tipo M con masa moderadamente diferente: búsqueda de efectos de masa observables". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 355 (2): 444–450. arXiv : astro-ph/0408540 . Bibcode :2004MNRAS.355..444I. doi : 10.1111/j.1365-2966.2004.08336.x . S2CID  12395165.
  3. ^ Glass, IS; Lloyd Evans, T. (1981). "Una relación período-luminosidad para las variables Mira en la Gran Nube de Magallanes". Nature . 291 (5813). Macmillan: 303–4. Bibcode :1981Natur.291..303G. doi :10.1038/291303a0. S2CID  4262929.
  4. ^ Ropa de cama, Timothy R.; Zijlstra, Albert A. (1998). " Relaciones entre el período de Hipparcos y la luminosidad para variables Mira y semirregulares". The Astrophysical Journal . 506 (1): L47–L50. arXiv : astro-ph/9808173 . Código Bibliográfico :1998ApJ...506L..47B. doi :10.1086/311632. S2CID  14529151.
  5. ^ Smith, Beverly J.; Leisawitz, David; Castelaz, Michael W.; Luttermoser, Donald (2002). "Curvas de luz infrarroja de estrellas variables Mira a partir de datos COBE DIRBE". The Astronomical Journal . 123 (2): 948. arXiv : astro-ph/0111151 . Código Bibliográfico :2002AJ....123..948S. doi :10.1086/338647. S2CID  16934459.
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  21. ^ Lombaert, R.; De Vries, BL; De Koter, A.; Decin, L.; Min, M.; Smolders, K.; Mutschke, H.; Waters, LBFM (2012). "Evidencia observacional de granos compuestos en un flujo de AGB. MgS en la estrella de carbono extrema LL Pegasi". Astronomía y Astrofísica . 544 : L18. arXiv : 1207.1606 . Código Bibliográfico :2012A&A...544L..18L. doi :10.1051/0004-6361/201219782. S2CID  119022145.
  22. ^ Sozzetti, A.; Smart, RL; Drimmel, R.; Giacobbe, P.; Lattanzi, MG (2017). "Evidencia del movimiento orbital de CW Leonis a partir de astrometría terrestre". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society: Letters . 471 (1): L1–L5. arXiv : 1706.04391 . Bibcode :2017MNRAS.471L...1S. doi : 10.1093/mnrasl/slx082 .

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